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C/2012 Y1 (LINEAR)

Une nouvelle comète a été découverte le 18 Décembre 2012 par le télescope de surveillance LINEAR. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), B. L. Stevens (Desert Moon Observatory), H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill), A. Chapman et N. D. Diaz (Observatorio Cruz del Sur, San Justo), W. H. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), P. Miller, P. Roche, A. Tripp, R. Miles, R. Holmes, S. Foglia, L. Buzzi (Siding Spring-Faulkes Telescope South).

Les élements orbitaux préliminaires de la comète C/2012 Y1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 08 Décembre 2012 à une distance d'environ 2,1 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12Y18.html (MPEC 2012-Y18)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 18 Janvier 2013 à une distance d'environ 2,0 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13A29.html (MPEC 2013-A29)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK12Y010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2012%20Y1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

P/1999 D1 = 2012 Y2 (Hermann)

Une nouvelle comète a été découverte le 22 Décembre 2012 par l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) avec le télescope Pan-STARRS 1 de 1,8 mètre d'ouverture, de l'Université d'Hawaii, situé au sommet du Haleakala sur l'île de Maui (Hawaii). Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par T. Linder et R. Holmes avec le télescope Ritchey-Chretien de 0.41-m f/11 de Cerro Tololo.

Gareth Williams (MPC) et Maik Meyer (Limburg, Germany) ont indépendamment suggéré par la suite que cet objet était identique à la comète P/1999 D1 découverte par S. M. Hermann, membre de l'équipe LONEOS, sur les images prise le 20 Février 1999, et observée pour la dernière fois le 14 Avril 1999.

Les éléments orbitaux de la comète P/1999 D1 = 2012 Y2 (Hermann) indiquent un passage au périhélie le 27 Décembre 2012 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil, et une période d'environ 13,8 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12Y29.html (MPEC 2012-Y29)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PJ99D010

http://www.oaa.gr.jp/~oaacs/nk/nk2373.htm

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/1999 D1 = 2012 Y2 (Hermann) a reçu la dénomination définitive de 275P/Hermann en tant que 275ème comète périodique numérotée.

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Les Grands Chasseurs de Comètes

Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil 

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Certaines personnes sont en grande forme à l'âge de 90 ans, tandis que d'autres paraissent âgées avant même leurs 50 ans. Nous savons que la rapidité du vieillissement dépend peu de l'âge de la personne, et résulte essentiellement de son mode de vie. Une nouvelle étude basée sur l'utilisation conjointe du télescope MPG/ESO de 2,2 mètres de l'Observatoire de l'ESO à La Silla et du Télescope spatial Hubble du consortium NASA/ESA montre qu'il en va de même pour les amas d'étoiles.

L'amas globulaire NGC 6388 observé par l'Observatoire Européen du Ciel austral

Crédit : ESO, F. Ferraro (University of Bologna)

Les amas globulaires sont des ensembles sphériques d'étoiles intimement liées les unes aux autres par leur attraction gravitationnelle. Agés de 12 à 13 milliards d'années, ces amas constituent les vestiges des premiers instants de l'Univers – le Big Bang s'étant produit il y a quelque 13,7 milliards d'années. Environ 150 dans notre Voie Lactée, ces amas globulaires abritent la plupart des étoiles les plus âgées de notre galaxie.

Bien que ces étoiles soient âgées et que les amas se soient formés dans un passé reculé, les astronomes utilisant le télescope MPG/ESO de 2,2 mètres et le télescope spatial Hubble du consortium NASA/ESA ont découvert que certains de ces amas paraissent encore jeunes en leur cœur. Les résultats de cette étude paraissent dans l'édition du 20 décembre 2012 de la revue Nature.

« Bien que ces amas se soient tous formés il y a des milliards d'années », précise Francesco Ferraro (Université de Bologne, Italie), chef de l'équipe qui a effectué cette découverte, « nous nous sommes demandés si certains ne vieillissaient pas plus ou moins rapidement que d'autres. En étudiant la distribution d'un type d'étoile bleue présent dans les amas, nous nous sommes aperçus que certains amas avaient effectivement évolué plus rapidement au cours de leur existence, et nous avons établi un moyen de mesurer leur degré de vieillissement. »

Les amas d'étoiles se forment en peu de temps, ce qui signifie que toutes les étoiles qui les constituent ont sensiblement le même âge. Parce que les étoiles brillantes, de masse élevée, consument leur carburant très rapidement, et parce que les amas globulaires sont très âgés, seules des étoiles de faible masse devraient encore briller en leur sein.

Toutefois, cela ne semble pas être le cas : dans certaines circonstances, les étoiles peuvent bénéficier d'une cure de rajeunissement, lorsqu'elles reçoivent du carburant extérieur qui les fait grossir et les rend sensiblement plus brillantes. Cela peut se produire lorsqu'une étoile aspire la matière d'une étoile voisine, le couple d'étoiles en question fusionnant ou entrant en collision. Les étoiles ainsi revivifiées sont qualifiées de bleue trainarde [1], et la masse et la brillance élevées qui les caractérisent constituent l'objet de la présente étude.

A mesure que l'amas vieillit, les étoiles les plus massives plongent en son centre, selon un processus similaire à la sédimentation. La masse élevée des bleues trainardes suggère qu'elles sont fortement sujettes à ce processus, et leur brillance les rend assez facilement observables [2].

Afin de mieux comprendre le processus de vieillissement de l'amas, l'équipe a cartographié la position d'étoiles de type bleue trainarde dans 21 amas globulaires comme on les voit sur les images issues du télescope de 2,2 mètres MPEG/ESO et de Hubble, parmi d'autres observatoires [3]. Hubble a fourni des images de haute résolution des centres surpeuplés de 20 des amas, tandis que l'imagerie acquise depuis le sol a fourni une vue étendue de leur périphérie moins peuplée.

En analysant les données d'observation, l'équipe a découvert que quelques-uns des amas paraissaient jeunes avec des bleues trainardes réparties dans l'ensemble de l'amas, tandis que la plupart des amas semblaient âgés avec des bleues trainardes agglutinées au centre. Un troisième groupe était en cours de vieillissement, les étoiles situées à très grande proximité du cœur migrant vers l'intérieur en premier, suivies des étoiles situées en périphérie.

« Etant donné que ces amas se sont tous formés à approximativement la même époque, ces observations révèlent de grandes différences dans la rapidité d'évolution d'un amas à l'autre », souligne Barbara Lanzoni (Université de Bologne, Italie), co-auteur de l'étude. « Dans le cas des amas ayant rapidement vieilli, nous pensons que le processus de sédimentation peut s'achever en l'espace de quelques centaines de millions d'années, tandis que pour les autres, ayant évolué lentement, ce processus pourrait requérir plusieurs fois l'âge de l'Univers actuel ».

A mesure que les étoiles les plus massives d'un amas tombent vers le centre, il est possible que le cœur de l'amas s'effondre sur lui-même en raison de son extrême densité. Les processus conduisant à l'effondrement du cœur sont relativement bien connus, et dépendent du nombre, de la densité ainsi que de la vitesse de déplacement des étoiles [4]. Toutefois, la fréquence à laquelle ils se produisent n'était pas connue jusqu'à ce jour [5]. Cette étude fournit la première preuve empirique de la variabilité de vieillissement des différents amas globulaires.

Notes :

[1] Les bleues trainardes doivent leur dénomination à leur couleur bleue et au fait que leur évolution s'effectue à un rythme plus lent que leurs voisines.

[2] Les bleues trainardes sont relativement brillantes et massives comparées aux étoiles standards des amas globulaires, mais ce ne sont pas les seules étoiles de ces amas à être brillantes ou massives.

Les géantes rouges sont plus brillantes, mais beaucoup moins massives, donc insensibles au processus de sédimentation – il est facile de les distinguer des bleues trainardes en raison de leur couleur, très différente.

Les étoiles à neutrons, les noyaux extrêmement denses d'étoiles bien plus massives que le Soleil qui ont explosé il y a plusieurs milliards d'années au tout début de l'histoire des amas globulaires, sont caractérisés par une masse semblable à celle des bleues trainardes, et sont affectés par le processus de sédimentation, mais ils sont incroyablement difficiles à observer et ne constituent donc pas un objet d'étude utile ici.

Les bleues trainardes sont les seules étoiles appartenant à des amas caractérisés à la fois par une masse et une brillance élevées.

[3] Sur les 21 amas ayant fait l'objet de cette étude, 20 ont été étudiés avec Hubble, 12 avec le télescope de 2,2 mètres MPG/ESO, 8 avec le télescope Canada-France-Hawaii et un avec le télescope Subaru de la NAOJ.

[4] Si le nombre et la densité d'étoiles dans un amas sont relativement simples à estimer, ce n'est pas le cas de leur vitesse. Pour cette raison, les études antérieures portant sur l'évolution d'amas globulaires se sont appuyées sur des modèles théoriques plutôt que sur des données empiriques.

[5] Cette fréquence dépend de manière complexe du nombre d'étoiles, de leur densité et de leur vitesse à l'intérieur d'un amas. Si les deux premiers paramètres sont relativement simples à estimer, ce n'est pas le cas de la vitesse. Pour ces raisons, les estimations antérieures du taux de vieillissement dynamique d'amas globulaires se sont uniquement appuyées sur des considérations théoriques, tandis que la nouvelle méthode se base sur les seules données empiriques. 

Plus d'informations

Ce travail a fait l'objet d'un article, "Dynamical age differences amongst coeval star clusters as revealed by blue stragglers", par F.R. Ferraro et al., à paraître dans l'édition du 20 décembre 2012 de la revue Nature.

L'équipe est composée de F. R. Ferraro (University of Bologna, Italie), B. Lanzoni (University of Bologna), E. Dalessandro (University of Bologna), G. Beccari (ESO, Garching, Allemagne), M. Pasquato (University of Bologna), P. Miocchi (University of Bologna), R. T. Rood (University of Virginia, Charlottesville, USA), S. Sigurdsson (Pennsylvania State University, USA), A. Sills (McMaster University, Hamilton, Canada), E. Vesperini (Indiana University, Bloomington, USA), M. Mapelli (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Italie), R. Contreras (University of Bologna), N. Sanna (University of Bologna), A. Mucciarelli (University of Bologna).

Ce travail s'inscrit dans le cadre du projet Cosmic-Lab (www.cosmic-lab.eu) financé par l'ERC (Conseil de l'Europe de la Recherche) à hauteur de 1,8 million d'euros sur cinq ans. Institué par l'Union Européenne en 2007, l'ERC vise à stimuler l'excellence scientifique en Europe en encourageant la compétition dans la recherche de financement entre les chercheurs les meilleurs et les plus créatifs sans distinction d'âge ni de nationalité. Depuis sa création, l'ERC a financé plus de 2500 chercheurs et projets de recherche en Europe. L'ERC opère selon une logique ascendante qui permet aux chercheurs d'identifier de nouvelles opportunités dans tous les domaines de la recherche (Sciences Physiques et Ingénierie, Sciences de la Vie, Sciences Sociales et Humanités). Il est également devenu la référence en matière de compétitivité entre systèmes de recherche nationaux et complète les sources de financement existant aux niveaux nationaux et Européen. L'ERC, ou nouveau composant du 7e PCRDT lancé par l'Union Européenne, dispose d'un budget total de 7,5 milliards d'euros sur la période 2007 – 2013. L'an dernier, la Commission Européenne a proposé d'augmenter le budget de l'ERC de façon substantielle dans le cadre du nouveau programme baptisé Horizon 2020. L'ERC est constitué d'une Agence Exécutive et d'un Conseil Scientifique. Le Conseil Scientifique est composé de 22 chercheurs de haut niveau et définit la stratégie scientifique de l'ERC. L'ERC est placé sous la présidence du Prof. Helga Notowny et le Conseil Scientifique est représenté à Bruxelles par un Secrétaire Général, le Prof. Donald Dingwell. L'Agence Exécutive de l'ERC réalise le Programme Spécifique "Idées", son Directeur est Pablo Amor.

L'année 2012 marque le 50e anniversaire de la création de l'Observatoire Européen Austral (ESO). L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens

- L'article présentant la recherche

- Le communiqué de Hubble

- Photos du télescope MPG/ESO de 2,2 mètres

- Autres photos prises avec  le télescope MPG/ESO de 2,2 mètres

- Photos de La Silla

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1252/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle comète a été découverte le 12 Décembre 2012 par l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) avec le télescope Pan-STARRS 1 de 1,8 mètre d'ouverture, de l'Université d'Hawaii, situé au sommet du Haleakala sur l'île de Maui (Hawaii). Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par T. Linder et R. Holmes (Cerro Tololo), H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill), W. H. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), M. Micheli, G. T. Elliott (Mauna Kea), T. Lister (Cerro Tololo-LCOGT A), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), P. Ruiz (ESA Optical Ground Station, Tenerife), et l'équipe du télescope de surveillance LINEAR.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2012 X2 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 29 Octobre 2013 à une distance d'environ 4,3 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12Y01.html (MPEC 2012-Y01)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 31 Mars 2013 à une distance d'environ 4,7 UA du Soleil, et une période d'environ 94,1 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13D50.html (MPEC 2013-D50)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK12X020

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2012%20X2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les scientifiques travaillant avec l'antenne de 70 mètres du Deep Space Network à Goldstone, Californie, ont généré une série d'images à partir des données radar de l'astéroïde de 4,8 kilomètres qui a fait son approche au plus près de la Terre le 12 Décembre 2012. Les images des données radar de l'astéroïde Toutatis ont été assemblées en un court-métrage, disponible en ligne à http://www.jpl.nasa.gov/video/index.php?id=1175

Les images composant le film ont été générées avec des données prises les 12 et 13 Décembre 2012. Le 12 Décembre, le jour de son approche au plus près de la Terre, Toutatis était à environ 18 distances lunaires, soit 6,9 millions de kilomètres de la Terre. Le 13 Décembre, l'astéroïde était à environ 7 millions de kilomètres, ou environ 18,2 distances lunaires.

Imagerie radar de l'astéroïde Toutatis prise par le radar du Système solaire de Goldstone les 12 et 13 Décembre 2012.

Crédit image : NASA / JPL-Caltech

Les images de données radar de l'astéroïde Toutatis indiquent que c'est un objet allongé de forme irrégulière avec des crêtes et peut-être des cratères. En même temps que le détail de forme, les scientifiques ont aussi vu d'intéressantes lueurs brillantes qui pourraient être des roches en surface. Toutatis a un très lent état rotationnel tremblant. L'astéroïde tourne autour de son axe longitudinal en environ 5,4 jours et a un mouvement de précession (changement d'orientation de son axe de rotation) comme un vacillement de ballon de rugby mal lancé, tous les 7,4 jours.

L'orbite de Toutatis est bien comprise. La prochaine fois que Toutatis s'approchera au moins aussi près de la Terre sera en Novembre 2069, lorsque l'astéroïde passera en toute sécurité à environ 7,7 distances lunaires, ou 3 millions de kilomètres. Une analyse indique qu'il n'y a aucune possibilité d'un impact avec la Terre sur toute la période sur laquelle son mouvement peut être calculé avec précision, ce qui représente environ les quatre prochains siècles.

L'imagerie des données radar aidera les scientifiques à améliorer leur compréhension de la rotation de l'astéroïde, laquelle les aidera également à comprendre son intérieur.

La résolution des images est de 3,75 mètres par pixel.

La NASA détecte, suit et caractérise les astéroïdes et comètes passant près de la Terre en utilisant des télescopes terrestres et spatiaux. Le Near-Earth Object Observations Program, appelé communément "Spaceguard", découvre ces objets, caractérise un sous-ensemble d'entre eux, et trace leur orbite pour déterminer s'il pourrait être potentiellement dangereux pour notre planète. 

http://www.jpl.nasa.gov/asteroidwatch/newsfeatures.cfm?release=2012-397

La sonde chinoise survole l'astéroïde Toutatis

La sonde spatiale Chang'e-2 de la Chine a réalisé avec succès une manoeuvre lui permettant de survoler l'astéroïde Toutatis, à environ sept millions de kilomètres de la Terre.

Voyageant dans l'espace profond, Chang'e-2 a effectué le survol le 13 Décembre 2012 à 16:30:09 heure de Pékin (08:30:09 UTC), a annoncé samedi le SASTIND (State Administration of Science, Technology and Industry for National Defense).

C'était la première fois qu'un engin spatial non habité lancé depuis la Terre prenait une telle vue rapprochée de l'astéroïde, nommé d'après le dieu celtique.

Ce survol fait également de la Chine le quatrième pays après les États-Unis, L'Union européenne et le Japon d'être en mesure d'examiner un astéroïde par une sonde.

Chang'e-2 est venue aussi près que 3,2 km de Toutatis et a pris des images de l'astéroïde à une vitesse relative de 10,73 km par seconde.

http://news.xinhuanet.com/english/china/2012-12/15/c_132041953.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En utilisant le télescope spatial Hubble, les astronomes ont découvert une population inédite de sept galaxies primitives qui se sont formées il y a plus de 13 milliards d'années, lorsque l'Univers avait moins de 3 pour cent de son âge actuel.

Les images les plus profondes à ce jour de Hubble donnent le premier échantillon statistiquement solide de galaxies qui témoigne comment elles étaient abondantes près de l'époque où les premières galaxies se sont formées. Les résultats montrent un déclin en douceur du nombre de galaxies au fur et à mesure du retour dans le temps vers environ 450 millions d'années après le big bang. Les observations soutiennent l'idée que les galaxies se sont assemblées en permanence au fil du temps et aussi ont peut-être fourni un rayonnement suffisant pour réchauffer, ou reionizer, l'Univers quelques centaines de millions d'années après le Big bang. Ces observations pionnières ouvrent une voie pour l'exploration future de cette époque par le vaisseau spatial de la NASA de la prochaine génération, le James Webb Space Telescope. Regarder plus profondément dans l'Univers signifie aussi scruter plus en arrière dans le temps. L'univers est âgé maintenant de 13,7 milliards d'années. Les galaxies nouvellement découvertes sont vues comme elles étaient 350 millions à 600 millions d'années après le Big bang. Leur lumière vient juste d'arriver sur Terre maintenant.

Crédit : NASA, ESA, R. Ellis (Caltech), and the UDF 2012 Team

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2012/48

http://actu.voila.fr/actualites/sciences/2012/12/12/grace-a-hubble-la-nasa-voit-plus-loin-et-remonte-plus-pres-du-big-bang_4582775.html

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2012 WX32 (Tombaugh-Tenagra)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 27 Novembre 2012, et observé les 28 Novembre et 03 et 04 Décembre, par Michael Schwartz et Paulo Holvorcem avec l'astrographe de 0.41-m f/3.75 de l'Observatoire Tenagra II, a révélé sa nature cométaire par la suite. Les observations de G. V. Williams et C. L. Marsden (via iTelescope Observatory, Mayhill), de H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill), de R. A. Kowalski (Mt. Lemmon Survey), et de T. H. Bressi (LPL/Spacewatch II), ont confirmé la nature cométaire de cet objet.

Les éléments orbitaux de la comète P/2012 WX32 (Tenagra) indiquent un passage au périhélie le 26 Février 2013 à une distance d'environ 2,4 UA du Soleil, et une période d'environ 8,8 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12X13.html (MPEC 2012-X13)

Avec les nouvelles observations, Gareth Williams (MPC) a pu affiner l'orbite et la relier aux observations de l'astéroïde 2003 WZ141 par Spacewatch et LINEAR en 2003, et à la comète découverte par Clyde Tombaugh en 1932 sur les clichés pris en 1931 et enregistrée à l'origine en tant qu'astéroïde sous la dénomination de 1931 AN.

La nouvelle orbite est très différente de celle calculée pour 1931 AN, en grande partie à cause d'erreurs dans la position du premier des trois clichés. La nouvelle orbite est périodique plutôt que parabolique, et le périhélie pour 1931 est à 2,4 UA au lieu de 0,9 UA. La période actuelle est de 9,1 ans, et il s'agit du 10è retour depuis 1931.

Les précédents retours au périhélie ont eu lieu en 1931 (15 Janvier), 1940 (25 Janvier), 1949 (19 Février), 1958 (10 Mars), 1967 (17 Juin), 1976 (17 Septembre), 1985 (12 Novembre), 1995 (20 Janvier), 2004 (09 Mars). Lors du retour de 1931, il semble que la comète connaissait un sursaut d'activité, car elle était estimée à la magnitude 12 sur les clichés, soit de 6 magnitudes plus brillante que ce qu'indiquent les éphémérides.

La comète est passée à 1,17 UA de Jupiter en Mai 1960.

Les éléments orbitaux de la comète P/2012 WX32 = 1931 AN = 2003 WZ141 (Tombaugh-Tenagra) indiquent un passage au périhélie le 23 Février 2013 à une distance d'environ 2,4 UA du Soleil, et une période d'environ 9,1 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12X79.html (MPEC 2012-X79)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK12W32X

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2012%20WX32;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://www.oaa.gr.jp/~oaacs/nk/nk2366r.htm

http://www.ast.cam.ac.uk/~jds/coms12.htm#12WX32

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2012 WX32 = 1931 AN = 2003 WZ141 (Tombaugh-Tenagra) a reçu la dénomination définitive de 274P/Tombaugh-Tenagra en tant que 274ème comète périodique numérotée.

C/2012 X1 (LINEAR)

Une nouvelle comète a été découverte le 08 Décembre 2012 par le télescope de surveillance LINEAR. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill), R. Ligustri (via iTelescope Observatory, Mayhill), E. Bryssinck (via iTelescope Observatory, Mayhill), G. Masi et F. Nocentini (Ceccano), P. Birtwhistle (Great Shefford), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), P. Bacci, L. Tesi et G. Fagioli (San Marcello Pistoiese), P. Dupouy (Observatoire de Dax), et W. H. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2012 X1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 11 Mars 2014 à une distance d'environ 1,7 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12X70.html (MPEC 2012-X70)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 21 Février 2014 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13A29.html (MPEC 2013-A29)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK12X010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2012%20X1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil 

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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La mission internationale Cassini a repéré ce qui semble être une version miniature extraterrestre de la rivière Nil : une vallée de rivière sur la lune Titan de Saturne qui s'étend sur plus de 400 km de ses «amonts» vers une grande mer.

C'est la première fois que les images ont révélé un système fluvial aussi vaste et dans une telle haute résolution quelque part au-delà de la Terre.

Les scientifiques en déduise que le fleuve est rempli de liquide, car il apparaît sombre sur toute son étendue dans l'image radar en haute résolution, indiquant une surface lisse.

"Bien qu'il y ait de courts méandres locaux, la rectitude relative de la vallée de la rivière suggère qu'elle suit la trace d'au moins une faille, comme les autres grands fleuves se jetant dans la marge sud de cette même mer de Titan», explique Jani Radebaugh, un associé de l'équipe radar de Cassini à la Brigham Young University, USA.

"Ces failles - des fractures dans le substrat rocheux de Titan - n'impliquent pas forcément la tectonique des plaques, comme sur Terre, mais conduissent tourjours à l'ouverture ds bassins et peut-être à la formation des mers géantes elles-mêmes."

Titan est le seul autre monde que nous connaissons qui a du liquide stable sur sa surface. Alors que le cycle hydrologique de la Terre repose sur l'eau, le cycle équivalent de Titan implique des hydrocarbures tels que l'éthane et le méthane.

Les images de Cassini en lumière visible des caméras à la fin de 2010 a révélé des régions qui s'obscurcissaient la suite de pluies récentes.

Le spectromètre de cartographie en visuel et infrarouge de Cassini a confirmé de l'éthane liquide à un lac dans l'hémisphère sud de Titan connu sous le nom d'Ontario Lacus en 2008.

«Cette rivière imagée par radar par la sonde Cassini fournit un autre aperçu fantastique d'un monde en mouvement, qui a d'abord fait allusion à partir d'images à des canaux et des rigoles vus par la sonde Huygens de l'ESA lorsqu'elle est descendue à la surface de la Lune en 2005», explique Nicolas Altobelli, scientifique du projet Cassini de l'ESA.

http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Cassini_spots_mini_Nile_River_on_Saturn_moon

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle image spectaculaire de la nébuleuse de la Carène, une région de formation stellaire, a été réalisée par le Télescope du VLT pour les sondages du ciel austral à l'Observatoire de Paranal de l'ESO et est diffusée à l'occasion de l'inauguration de ce télescope aujourd'hui à Naples. Cette photo a été réalisée avec l'aide de Sebastián Piñera, Président du Chili, lors de sa visite à l'Observatoire le 5 juin 2012.

La nébuleuse de la Carène prise par le VST

Credits : ESO. Acknowledgement: VPHAS+ Consortium/Cambridge Astronomical Survey Unit

Le dernier télescope de l'Observatoire de Paranal de l'ESO au Chili – Le télescope du VLT pour les sondages de l'Univers – VST, pour VLT Survey Telescope- a été inauguré aujourd'hui à l'Observatoire de Capodimonte de l'Institut National d'Astrophysique Italien (INAF) à Naples, Italie. Le Maire de Naples, Luigi De Magistris, le Président de l'INAF, Giovanni Bignami, les représentants de l'ESO Bruno Leibundgut et Roberto Tamai, ainsi que le principal promoteur de ce télescope, Massimo Capaccioli de l'Université Federico II de Naples et de l'INAF, ont assisté à la Cérémonie.

Le VST est un télescope de pointe de 2,6 mètres, avec, en son cœur, la gigantesque caméra OmegaCAM de 268 mégapixels. Il a été conçu pour cartographier le ciel à la fois rapidement et avec des images d'une très grande finesse. Le VST est une collaboration entre l'ESO et l'INAF et OmegaCAM a été fournie par le consortium OmegaCAM [1]. Ce nouveau télescope est le plus grand au monde exclusivement dédié à la cartographie du ciel dans les longueurs d'onde visibles (eso1119). L'inauguration a été marquée par la diffusion d'une magnifique image de la nébuleuse de la Carène prise avec ce nouveau télescope.

Cette région de formation d'étoiles est l'un des objets du ciel austral les plus importants et les plus fréquemment « photographiés ». Il a déjà été le sujet de nombreuses images réalisées avec les télescopes de l'ESO (eso1208, eso1145, eso1031, eso0905). Toutefois, ce nuage de gaz brillant est gigantesque et il est difficile pour la plupart des grands télescopes d'en étudier plus qu'une toute petite partie en une seule fois. Il constitue donc une cible parfaite pour le VST et sa grosse caméra, OmegaCAM. Le VST fourni des images très fines grâce à son optique de très grande qualité et à son excellent site. Mais, comme il a été conçu pour sonder le ciel, il a également un très grand champ qui lui permet pratiquement de prendre en une seule fois toute la nébuleuse de la Carène.

Cet objet a été une cible naturelle quand le Président du Chili, Sebastián Piñera, accompagné par la Première Dame, Cecilia Morel ont été les invités distingués de l'Observatoire de Paranal, le 5 juin 2012 (eso1223) et qu'ils ont participé aux observations avec le VST. L'image que le Président a aidé à réaliser à cette occasion a été combinée avec d'autres images plus récentes de la nébuleuse de la Carène prise avec le VST pour produire l'une des images les plus détaillées et les plus hautes en couleurs de cet objet jamais créées.

La nébuleuse de la Carène est une gigantesque nurserie d'étoiles située à environ 7500 années-lumière de la Terre dans la constellation de la Carène [2]. Ce nuage de poussière et de gaz brillant est l'une des régions de formation stellaire les plus proches de la Terre et comprend plusieurs des étoiles les plus brillantes et les plus massives connues. La nébuleuse de la Carène est un laboratoire parfait pour les astronomes qui étudient la naissance violente et les premières phases de la vie des étoiles.

La couleur rouge bien visible sur l'image vient de l'hydrogène de la nébuleuse qui brille sous l'effet de la puissante lumière ultraviolette émise par les jeunes étoiles [3]. D'autres couleurs, provenant d'autres éléments dans le gaz, sont également visibles ainsi que de nombreux nuages de poussière. Juste au-dessus du centre de l'image se trouve la brillante étoile Eta Carinae (eso0817). Cette énorme étoile très instable a vu sa brillance considérablement augmenter au dix-neuvième siècle et c'est une bonne candidate pour une explosion de supernova dans le futur.

Notes :

[1] Le programme VST est une collaboration entre l'INAF–Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Naples, Italie et l'ESO. L'INAF a conçu et construit le télescope avec la collaboration des industries de pointe italiennes et l'ESO a été responsable de la coupole et des travaux de génie civil sur le site. OmegaCAM, la caméra du VST, a été conçue et fabriquée par un consortium comprenant des instituts néerlandais, allemands et italiens avec une contribution majeure de l'ESO. Ce nouvel équipement est géré par l'ESO, également en charge de l'archivage et de la mise à disposition des données obtenues avec le télescope. Pour plus de détails, vous pouvez consulter le communiqué eso1119.

[2] La Carène est la quille du bateau mythologique Argos du célèbre Jason et les Argonautes.

[3] Le filtre spécial pour observer l'émission d'hydrogène a gracieusement été mis à disposition par le consortium VPHAS+.

Plus d'informations

L'année 2012 marque le 50e anniversaire de la création de l'Observatoire Européen Austral (ESO). L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens

- Photos du VST

- Photos prises avec le VST

- Photos d'OmegaCAM

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1250/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La lumineuse nébuleuse rose encercle presque entièrement une galaxie spirale dans cette image de NGC 922 du télescope spatial Hubble. La structure cyclique et la spirale déformée de la galaxie résultent d'une galaxie plus petite marquant un oeil de boeuf cosmique, heurtant le centre de NGC 922 il y a quelques 330 millions d'années.

L'image de Hubble de NGC 922 se compose d'une série d'expositions prises en lumière visible avec l'instrument WFC3 (Wide Field Camera 3), et en lumière visible et en proche infrarouge avec l'instrument WFPC2 (Wide Field and Planetary Camera 2).

Crédit : NASA and ESA

Pour les images et plus d'informations à propos de NGC 922, visitez : http://www.spacetelescope.org/news/heic1218/

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2012/45/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La caméra stéréo à haute résolution de Mars Express de l'ESA a photographié la région de Charitum Montes de la planète rouge le 18 Juin, près du cratère Gale et du bassin Argyre montrés dans nos images publiées en Octobre et Novembre.

Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

Les éléments brillants, qui donnent à l'image l'apparence d'hiver éthéré dans les images en couleur, sont des surfaces recouvertes de gel saisonnier de dioxyde de carbone.

Les Monts Charitum sont un grand groupe de montagnes escarpées s'étendant sur près de 1.000 km et délimitant le bord sud du bassin d'impact Argyre.

Ils peuvent être vus depuis la Terre grâce à un plus grand télescope et ont été nommés par Eugène Michel Antoniadi (1870-1944) dans son ouvrage de 1929 La Planète Mars.

Les images contenues dans ce communiqué montrent toutes l'ancien et très sculpté terrain de la région, criblé de nombreux grands cratères, qui ont tous été comblés en grande partie. Toute la région est saupoudrée de givre de dioxyde de carbone plus brillant.

Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

De nombreux petits "cratères piédestaux" peuvent aussi être vus dans les images 3D et 2D. Ce sont des cratères d'impact où les éjectas ont formé un relief plus élevé au-dessus des environs. Un exemple frappant est visible sur la plaine lisse en bas à droite dans l'image annotée (encadré A).

Les éjectas entourant les cratères piédestaux forment des couches résistantes à l'érosion, ce qui signifie que le voisinage immédiat autour du cratère s'érode plus lentement que le terrain environnant. La couche d'éjecta résistante est en grande partie intacte, formant le socle.

Un autre exemple bien préservé d'une caractéristique de piédestal entourant un cratère d'impact peut être vu dans le grand cratère ancien et fortement dégradé sur le côté inférieur gauche de l'image annotée (encadré B).

Dans le centre des images en 2D et dominant en perspective les images est un cratère de près de 50 km de large remplis d'épais dépôts sédimentaires.

Ces dépôts semblent avoir été introduit par l'une des nombreuses brèches dans le bord nord du cratère (encadré C dans l'image annotée).

Des canaux dendritiques semblent émaner d'un cratère complètement rempli dans cette région (encadré D), à la périphérie de la bordure nord du plus grand cratère.

Dans le grand cratère, près de l'endroit où la brèche (C) dans la paroi du cratère s'est produite, bien que sans rapport avec cet événement, nous pouvons également voir un champ de dunes de petite taille (section E).

Une région d'un grand intérêt pour les scientifiques se trouve dans le grand cratère vers le haut à gauche de la première image (encadré F). Ce cratère montre une grande diversité de matériau de remplissage, avec des couches de différentes couleurs et textures.

La couche superficielle semble être brillante et lisse, prenant l'apparence d'une couverture relativement mince avec quelques cratères d'impact.

Cette couche s'interface avec la couche sous-jacente plus sombre via certains contours très nettement définis, peut-être à cause de l'érosion.

La matière sous-jacente plus sombre a un aspect beaucoup plus rugueux et tacheté, et les géologues planétaires sont encore à étudier les causes possibles.

A gauche de l'intérieur du cratère, une autre couche de sédiments se distingue clairement des couches sous-jacentes, formant en partie des structures au sommet aplati (encadré G).

La complexité et la diversité de certaines zones de ce paysage hivernel féérique donneraient sans doute du fil à retordre au Père Noël pour trouver un endroit sûr pour se poser, mais des images comme celles-ci donnent aux géologues planétaires encore une autre région fascinante de la planète rouge à étudier.

http://www.esa.int/esaSC/SEMH7W2ABAH_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des observations du VLT identifient une nouvelle sorte de galaxies très rare

Une nouvelle catégorie de galaxies a été identifiée en utilisant des observations du Très Grand Télescope, le VLT, de l'ESO, du télescope Gemini Sud et du Télescope Canada-France-Hawaï (CFHT). Surnommées « les galaxies Haricot vert » du fait de leur apparence peu commune, ces galaxies brillent dans la lumière intense émise depuis les environs de monstrueux trous noirs et sont parmi les objets les plus rares de l'Univers.

La galaxie Haricot vert J2240 - Crédit : CFHT/ESO/M. Schirmer

De nombreuses galaxies ont en leur centre un trou noir géant qui fait briller le gaz qui l'entoure. Toutefois, dans le cas des galaxies Haricot vert, la galaxie dans son ensemble brille et pas seulement le centre. Ces nouvelles observations révèlent les régions lumineuses les plus vastes et les plus brillantes jamais découvertes, que l'on suppose alimentées par des trous noirs centraux qui ont été très actifs par le passé, mais qui sont aujourd'hui éteints.

L'astronome Mischa Schirmer de l'Observatoire Gemini a regardé de nombreuses images de l'Univers lointain à la recherche d'amas de galaxies, mais lorsqu'il est tombé sur un objet d'une image du télescope Canada-France-Hawaï, il a été stupéfait – cet objet ressemblait à une galaxie, mais il brillait d'une lumière verte. Il était différent de toutes les galaxies qu'il avait vues auparavant, quelque chose de complètement inattendu. Il a aussitôt demandé à utiliser le VLT de l'ESO pour découvrir l'origine de cette lueur verte inhabituelle [1].

« L'ESO m'a accordé spécialement du temps d'observation dans un délai très court et, à peine quelques jours après que j'aie soumis ma demande, cet objet bizarre a été observé avec le VLT, » explique Mischa Schirmer. « Dix minutes après que les données aient été collectées au Chili, je les recevais sur mon ordinateur en Allemagne. J'ai très vite recentré totalement mes recherches, car il apparaissait clairement que j'étais tombé sur quelque chose de vraiment nouveau. »

Le nouvel objet a été enregistré en tant que J224024.1-092748 ou J2240. Il se situe dans la constellation du Verseau et il a fallu 3,7 milliards d'années à sa lumière pour atteindre la Terre.

Après cette découvert, l'équipe de Mischa Schirmer a cherché dans une liste de près d'un milliard d'autres galaxies [2] et en a trouvé 16 avec des propriétés similaires qui ont été confirmées par des observations avec le télescope Gemini sud. Ces galaxies sont si rares que l'on en trouve en moyenne une seule dans un cube d'environ 1,3 milliard d'années-lumière de côté. Cette nouvelle classe de galaxies a été surnommée les galaxies Haricot vert du fait de leur couleur et, car elles sont en apparence semblables, mais en plus grand, aux galaxies Pois vert [3].

Dans de nombreuses galaxies, la matière autour d'un trou noir central supermassif émet un rayonnement intense et ionise le gaz environnant qui de ce fait brille fortement. Ces régions brillantes dans les galaxies actives communes sont généralement petites, allant jusqu'à 10% du diamètre de la galaxie. Toutefois, les observations de cette équipe montrent que dans le cas de J2240, et des autres galaxies Haricot vert détectées depuis, elles sont vraiment gigantesques, s'étendant sur l'ensemble de l'objet. J2240 présente une des plus grandes et des plus brillantes régions de ce type jamais découvertes. L'oxygène ionisé brille d'un vert lumineux, qui explique l'étrange couleur qui à initialement attiré l'attention de Mischa Schirmer.

« Ces régions lumineuses sont des indicateurs formidables pour essayer de comprendre la physique des galaxies – C'est comme enfoncer un thermomètre médical dans une galaxie très très lointaine, » explique Mischa Schirmer. « Généralement, ces régions ne sont ni très grandes ni très brillantes et ne peuvent être bien observées que dans les galaxies proches. Cependant, ces galaxies récemment découvertes sont si grandes et si brillantes que l'on peut les observer de manière très détaillée malgré leurs grandes distances. »

L'équipe a ensuite effectué une analyse approfondie des données qui a rapidement révélé un autre puzzle. J2240 semble avoir un trou noir bien moins actif en son centre que ne le laissaient penser la taille et la luminosité de la région brillante. L'équipe pense que les régions brillantes doivent être un écho provenant du trou noir central lorsque par le passé il était bien plus actif, et qu'elles vont s'estomper progressivement quand le rayonnement résiduel les aura traversées et sera parti dans l'espace [4].

Ces galaxies indiquent la présence d'un centre galactique qui s'affaiblit, marquant une phase très brève dans la vie d'une galaxie. Dans l'univers primordial les galaxies étaient bien plus actives, avec en leur centre un trou noir en pleine croissance engloutissant les étoiles et le gaz environnants, et d'une brillance éclatante, produisant facilement jusqu'à 100 fois plus de lumière que l'ensemble des étoiles de la galaxie réunies. Les échos de lumière comme celui observé dans J2240 permettent aux astronomes d'étudier les processus d'extinction de ces objets actifs afin de mieux comprendre comment, quand et pourquoi ils s'arrêtent – et pourquoi nous ne voyons que si peu d'entre eux dans les jeunes galaxies. C'est d'ailleurs le prochain objectif de cette équipe en poursuivant leur recherche avec des observations dans le domaine des rayons X et en spectroscopie.

« Découvrir quelque chose de vraiment nouveau est un rêve d'astronome qui se réalise, un événement unique dans une vie, » conclut Mischa Schirmer. « C'est vraiment passionnant ! »

Notes :

[1] Les astronomes ont étudié cet objet avec le puissant spectrographe X-shooter du VLT. En décomposant la lumière dans ses différentes couleurs, ils ont pu trouver la composition de la matière brillante et expliquer pourquoi elle brillait de manière si éclatante.

[2] Cette recherche a été effectuée en utilisant la base de données en ligne du Sloan Digital Sky Survey (SDSS).

[3] Les galaxies Pois vert sont de petites galaxies lumineuses produisant une forte formation d'étoiles. Elles ont été détectées pour la première fois en 2007 dans le cadre du projet d'astronomie participative à grande échelle Galaxie Zoo. Contrairement aux galaxies Haricot vert, ces galaxies sont très petites – notre galaxie, la Voie Lactée contient une masse équivalente à celle d'environ 200 galaxies Pois vert moyennes. La similarité entre les galaxies Pois vert et les galaxies Haricot vert se limite à leur apparence, car dans la plupart des cas elles ne sont pas étroitement liées.

[4] Dans de nombreuses galaxies actives il n'est pas possible de voir le trou noir central, car il est caché derrière une grande quantité de poussière, ce qui rend la mesure de l'activité de ces trous noirs difficile. Afin de vérifier si les galaxies Haricot vert sont vraiment différentes des autres galaxies aux centres cachés, les astronomes ont regardé ces galaxies à des longueurs d'onde infrarouge bien plus grandes qui peuvent facilement pénétrer les nuages de poussière, même s'ils sont très épais. Les régions centrales de J2240, et des autres galaxies Haricot vert se révèlent être beaucoup plus faibles que ce que l'on attendait. Cela signifie que le noyau actif est maintenant vraiment beaucoup plus faible que ne le suggère la luminosité des régions brillantes.

Plus d'informations

Cette recherche a été présentée dans un article intitulé «A sample of Seyfert-2 galaxies with ultra-luminous galaxy-wide NLRs – Quasar light echos? » publié dans The Astrophysical Journal.

L'équipe est composée de M. Schirmer (Gemini Observatory, Chili; Argelander-Institut für Astronomie, Universität Bonn, Allemagne), R. Diaz (Gemini Observatory, Chile), K. Holhjem (SOAR Telescope, Chili), N. A. Levenson (Gemini Observatory, Chili) et C. Winge (Gemini Observatory, Chili).

L'année 2012 marque le 50e anniversaire de la création de l'Observatoire Européen Austral (ESO). L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Le Télescope Canada-France-Hawaï (CFHT) est exploité par le National Research Council of Canada, l'Institut National des Sciences de l'Univers du Centre National de la Recherche Scientifique de la France et l'Université d'Hawaï.

Liens

- L'article scientifique

- Photos du VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1249/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Six années d'observations par Venus Express de l'ESA ont montré de grands changements dans la teneur en dioxyde de soufre de l'atmosphère de la planète, et une intrigante explication possible est les éruptions volcaniques.

L'atmosphère épaisse de Vénus contient plus d'un million de fois autant de dioxyde de soufre que l'atmosphère de la Terre, où la quasi-totalité du gaz toxique âcre est générée par l'activité volcanique.

La plupart du dioxyde de soufre sur Vénus est cachée au-dessous du dense étage supérieur de nuages de la planète, parce que le gaz est facilement détruit par la lumière du Soleil.

Cela signifie que tout le dioxyde de soufre détecté dans la haute atmosphère de Vénus au-dessus de la couche de nuages a dû être récemment approvisionné du-dessous.

Vénus est couverte de centaines de volcans, mais qu'ils restent actifs aujourd'hui est très controversé, fournissant un objectif important pour les scientifiques de Venus Express.

La mission a déjà trouvé des indices pointant vers le volcanisme sur des échelles de temps géologiques récents, dans les dernières centaines de milliers à quelques millions d'années.

Une précédente analyse du rayonnement infrarouge de la surface a pointé des coulées de lave au sommet d'un volcan avec une composition distincte de celle de leur environnement, ce qui suggère que le volcan avait éclaté dans le passé récent de la planète.

Maintenant, une analyse de la concentration de dioxyde de soufre dans la haute atmosphère sur six ans fournit un autre indice.

Crédits : Data: E. Marcq et al. (Venus Express); L. Esposito et al. (earlier data); background image: ESA/AOES

Immédiatement après son arrivée à Vénus en 2006, le vaisseau spatial a enregistré une augmentation significative de la densité moyenne de dioxyde de soufre dans la haute atmosphère, suivie d'une forte baisse des valeurs d'approximativement dix fois moins par jour.

Une baisse similaire a également été observée lors de la mission Pioneer Venus de la NASA, qui a orbité autour de la planète de 1978 à 1992.

A cette époque, l'explication préférée était une injection antérieure de dioxyde de soufre à partir d'un ou de plusieurs volcans, avec Pioneer Venus arrivant à temps pour le déclin.

"Si vous voyez une augmentation de dioxyde de soufre dans la haute atmosphère, vous savez que quelque chose l'a apporté récemment, parce que les molécules individuelles sont détruites par la lumière du Soleil après seulement quelques jours», explique le Dr Emmanuel Marcq du Laboratoire Atmosphères, Milieux, Observations spatiales, en France, et auteur principal de l'article publié dans Nature Geoscience.

"Une éruption volcanique peut agir comme un piston pour faire sauter le dioxyde de soufre à ces niveaux, mais les particularités de la circulation de la planète que nous ne comprenons pas encore entièrement peut aussi mélanger le gaz pour reproduire le même résultat», ajoute le co-auteur Dr Jean-Loup Bertaux, chercheur principal de l'instrument de Venus Express qui a fait les détections.

Vénus possède une atmosphère en «super-rotation» qui tourne autour de la planète en seulement quatre jours terrestres, beaucoup plus rapidement que les 243 jours que met la planète pour accomplir une rotation autour de son axe.

Une telle circulation atmosphérique rapide répand autour le dioxyde de soufre, ce qui rend difficile d'isoler les différents points d'origine pour le gaz.

L'équipe du Dr Marcq pense que si le volcanisme était responsable de l'augmentation initiale, il pourrait provenir d'une sortie relativement modérée augmentée de plusieurs volcans actifs plutôt que d'une éruption spectaculaire.

"Sinon, et en tenant compte de la tendance similaire observée par Pioneer Venus, il est possible que nous voyons une variabilité à l'échelle décennale de la circulation de l'atmosphère, qui est en passe de devenir encore plus complexe que ce que nous aurions pu imaginer," note t-il.

"En suivant les indices laissés par les traces de gaz dans l'atmosphère, nous découvrons la manière dont Vénus agit, ce qui pourrait nous indiquer la preuve irréfutable d'un volcanisme actif», ajoute Håkan Svedhem, responsable scientifique du projet Venus Express à l'ESA.

http://www.esa.int/esaCP/SEM32XE16AH_index_0.html

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=51185

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2012 US27 (Siding Spring)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert le 17 Octobre 2012 dans le cadre du Siding Spring Survey et observé par Robert Holmes (via Cerro Tololo), C. Colazo et P. Guzzo (Cordoba-Bosque Alegre), et A. C. Gilmore et P. M. Kilmartin (Mount John Observatory, Lake Tekapo), a montré par la suite une activité cométaire lors d'observations de suivi effectuées à Siding Spring entre le 21 et le 25 Octobre 2012.

Les éléments orbitaux de la comète P/2012 US27 (Siding Spring) indiquent un passage au périhélie le 08 Février 2013 à une distance d'environ 1,8 UA du Soleil, et une période d'environ 11,8 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12W47.html (MPEC 2012-W47)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK12U27S

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2012%20US27;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2012 V4

Rob Matson a découvert le  29 Novembre 2012 une comète dans les images SWAN prises les 07, 10, 11 et 19 Novembre. La nouvelle comète a été confirmée par les images prises par Terry Lovejoy (Thornlands) les 29 et 30 Novembre avec le télescope Schmidt-Cassegrain de 0.20-m f/2.1 équipé en CCD. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, cette comète brillante a fait l'objet de nombreuses observations, notamment de la part de R. H. McNaught (Siding Spring Survey), A. Chapman, R. Contreras et F. Pezzente (Observatorio Cruz del Sur, San Justo), C. Bell (Vicksburg), Y. Sugiyama (Hiratsuka), R. Salvo, S. Roland, V. Perez (Los Molinos), et M. Masek, J. Cerny, J. Ebr, M. Prouza, P. Kubanek et M. Jelinek (Pierre Auger Observatory, Malargue).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2012 V4 indiquent un passage au périhélie le 19 Décembre 2012 à une distance d'environ 0,8 UA du Soleil, et une période d'environ 62,15 ans.

La solution présentée est basée sur la supposition qu'il s'agit d'un retour de la comète D/1827 M1 (Pons-Gambart), comme suggéré par Maik Meyer, avec deux retours non vus. Les observations de 1827 sont cependant connues pour être extrêmement confuses.

La comète D/1827 M1 (Pons-Gambart) avait été découverte indépendamment le 21 Juin 1827 par Jean-Louis Pons (à Florence) et par Adolphe Gambart (à Marseille), et observée seulement pendant 30 jours. Non revue pour les retours suivants, la comète était depuis lors considérée comme perdue.

La comète D/1827 M1 (Pons-Gambart) pourrait avoir été vue préalablement à sa découverte en Chine et en Corée en 1110 (C/1110 K1), et également observée en 1239 (X/1239 K1).

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12X02.html (MPEC 2012-X02)

[Mise à jour du 05/12/2012 et du 28/01/2013]

La comète C/2012 V4 a fait l'objet de nouvelles observations. Les éléments orbitaux, basés sur 113 observations, indiquent maintenant un passage au périhélie le 19 Décembre 2012 à une distance d'environ 0,8 UA du Soleil, et une période orbitale d'environ 188 ans.

Les nouveaux éléments orbitaux, comme ceux sur la MPEC 2012-X02, supposent que C/2012 V4 est un retour de D/1827 M1 (Pons-Gambart). Alors qu'auparavant l'orbite supposait qu'il y avait deux retours manqués entre 1827 et 2012, l'orbite au-dessus ne suppose aucun retour manqué. La période beaucoup plus longue a été suggérée par les observations actuelles qui ne s'adaptaient pas bien à des périodes orbitales de ~ 62 et ~ 94 ans. Notant la discordance évidente entre les deux observations de E27 le 29 novembre, le demi-grand axe donné par les observations de 2012 seules est d'au moins 26 UA, écartant la solution de deux à trois révolutions manquées. À l'heure actuelle, la solution présentée ici est considérée comme correcte, car l'ajustement de la majeure partie des observations de 1827 (connues pour être grossièrement inexactes selon les normes modernes) est meilleur que les tentatives précédentes de périodes orbitales plus courtes.

D'après les calculs de Syuichi Nakano, les retours précédents au périhélie de la comète Pons-Gambart ont eu lieu en 257 (10 Juillet), 471 (13 Avril), 673 (09 Février), 864 (06 Novembre), 1064 (08 Mai), 1256 (03 Juin), 1454 (20 Septembre), 1645 (25 Septembre) et 1827 (08 Juin). Ces résultats remettent en cause l'identification de la comète Pons-Gambart avec la comète vue en Chine et en Corée en 1110 (C/1110 K1), et avec celle observée en 1239 (X/1239 K1), comme suggérée en 1995 par I. Hasegawa et S. Nakano (Publ. Astron. Soc. Japan 47, 699-710, 1995).

La comète est passé à 1,89 UA de Saturne en Juin 1830 et à 0,29 UA de la Terre en Septembre 1645.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12X14.html (MPEC 2012-X14)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK12V040

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2012%20V4;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://www.oaa.gr.jp/~oaacs/nk/nk2365.htm et http://www.oaa.gr.jp/~oaacs/nk/nk2381.htm

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=D%2F1827%20M1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://www.aerith.net/comet/catalog/1827M1/index.html

http://cometography.com/pcomets/1827m1.html

Satisfaisant aux conditions requises, la comète D/1827 M1 (Pons-Gambart) = C/2012 V4 a reçu la dénomination définitive de 273P/Pons-Gambart en tant que 273ème comète périodique numérotée.

Lost - Les Disparues... ou les comètes périodiques non revues

Les Grands Chasseurs de Comètes

Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil 

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Deux chercheurs français viennent de proposer le premier modèle expliquant l'origine de la grande majorité des satellites réguliers [1] de notre système solaire à partir d'anneaux planétaires. D'abord testé en 2010 sur les lunes de Saturne, ce modèle unique expliquerait aujourd'hui la répartition des nombreux satellites des planètes dites « géantes », et permettrait également d'expliquer la présence des satellites des planètes dites « terrestres » telles que la Terre ou Pluton [2]. Ces résultats sont déterminants pour comprendre et expliquer de manière universelle la formation des systèmes planétaires.
Ces résultats sont publiés le 30 novembre 2012 dans la revue Science.

Les systèmes planétaires des géantes (Jupiter, Saturne, …) se distinguent fondamentalement des planètes terrestres (Terre, Pluton, …). Alors que les géantes sont entourées d'anneaux et d'une myriade de petits satellites naturels, les planètes terrestres possèdent peu de lunes, voire une seule et unique, et aucun anneau. Jusqu'à présent, deux modèles étaient couramment utilisés pour expliquer la présence de ces satellites réguliers dans notre système solaire. Dans le cas des planètes terrestres comme la Terre ou Pluton, ces modèles indiquent qu'une collision géante serait à l'origine de la formation de leurs satellites. Dans le cas des planètes géantes, ils prévoient que les satellites se seraient formés dans une nébuleuse entourant la planète. Mais ces modèles ne permettent pas d'expliquer la répartition spécifique et la composition chimique des satellites en orbite autour des planètes géantes. Une autre théorie semblait donc nécessaire.

En 2010 et 2011, grâce à des simulations numériques et aux données de la sonde Cassini, une équipe de chercheurs français a développé un nouveau modèle décrivant le mécanisme de formation des lunes de Saturne [3]. Les chercheurs ont découvert que les anneaux de Saturne, disques très fins de petits blocs de glace qui entourent la planète, donnaient eux-mêmes naissance à des satellites de glace. En effet, au cours du temps, les anneaux s'étalent et lorsqu'ils atteignent une certaine distance de la planète (appelée « limite de Roche [4] »), leurs extrémités s'agglomèrent, formant de petits corps qui se détachent et s'éloignent. Les anneaux donnent ainsi naissance à des satellites en orbite autour de la planète.

Dans cette nouvelle étude, deux enseignants-chercheurs, Aurélien Crida de l'Université Nice Sophia Antipolis et de l'Observatoire de la Côte d'Azur et Sébastien Charnoz de l'Université Paris Diderot et du CEA, ont voulu tester ce nouveau modèle et savoir si celui-ci pouvait être généralisé à d'autres planètes. Leurs calculs mettent en lumière plusieurs points importants. Ce modèle de formation des satellites à partir d'anneaux explique pourquoi les satellites les plus gros se trouvent à une distance plus éloignée de la planète que les satellites de plus petite taille. De plus, le modèle prévoit aussi la présence d'une accumulation de satellites près de la « limite de Roche », le lieu de leur naissance, sur le bord externe des anneaux. Cette distribution est donc en parfait accord avec le système planétaire de Saturne. Le même modèle peut également s'appliquer aux satellites des planètes géantes Uranus et Neptune qui sont organisés suivant la même architecture. Ceci suggère que ces planètes possédaient autrefois des anneaux massifs similaires à ceux de Saturne qu'elles auraient, par la suite, perdus en donnant naissance à leurs satellites. Enfin, ce modèle pourrait aussi s'appliquer à la formation des satellites des planètes terrestres. Et, suivant les calculs réalisés par les chercheurs, dans des cas particuliers, un seul et unique satellite peut se former à partir de l'anneau entourant la planète : c'est le cas pour la Terre avec la Lune, et pour Pluton avec Charon.

Ainsi, il serait possible d'expliquer, grâce au seul mécanisme d'étalement des anneaux planétaires, le phénomène de formation de la grande majorité des satellites réguliers de notre système solaire.

Ces résultats suggèrent que les anneaux planétaires pourraient être un phénomène déterminant dans l'apparition des satellites autour des planètes. À terme, et grâce à la compréhension plus détaillée du mécanisme de formation de ces anneaux, les chercheurs pourraient donc aboutir à un modèle unifié de formation des satellites.

Ce travail est le fruit d'une coopération entre le laboratoire Lagrange (Université Nice Sophia Antipolis/CNRS/Observatoire de la Côte d'Azur) et le laboratoire AIM (Université Paris Diderot/CEA/CNRS).
Les calculs numériques ont été rendus possibles grâce au soutien financier du programme laboratoire d'excellence (LabEx) UnivEarthS.

Note(s) :

[1] Il s'agit de satellites naturels qui orbitent proche du plan de l'équateur de la planète à laquelle ils sont associés. C'est le cas de la Lune.

[2] Pluton fait partie de la famille des planètes naines.

[3] L'origine des lunes glacées de Saturne enfin dévoilée

[4] La limite de Roche équivaut à environ 2,5 fois le rayon de la planète. Lorsque les anneaux d'une planète s'étendent jusqu'à atteindre cette distance, ils deviennent instables et forment des agrégats capables de se coller les uns aux autres pour donner naissance à un satellite qui se détachera par la suite de l'anneau.

Référence : 

A. Crida & S. Charnoz, Formation of Regular Satellites from Ancient Massive Rings in the Solar System, Science, Nov/30/2012.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/node/4074

http://www2.cnrs.fr/presse/communique/2903.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Maintenant, vous le voyez, maintenant vous ne le voyez plus. Douglas Clowe de l'Université de l'Ohio à Athens (Ohio), fait un rapport sur les nouvelles observations de Hubble qui ne trouvent pas un bouquet exceptionnellement dense de matière noire dans l'Univers qu'une autre équipe de Hubble a rapporté plus tôt cette année.

La région d'intérêt se situe au centre d'une collision entre des amas de galaxies massives dans Abell 520, situé à 2,4 milliards d'années-lumière. "Le résultat antérieur a présenté un mystère. Mais dans nos observations, nous ne voyons rien de surprenant dans le coeur, » dit Clowe. « Nos mesures sont en parfait accord avec la façon dont on s'attendrait à voir de la matière noire se comporter ». Parce que la matière noire n'est pas visible, sa présence et sa distribution se trouve indirectement par le biais de ses effets gravitationnels. La gravité de la matière sombre et lumineuse déforme l'espace, pliant et déformant la lumière des galaxies et amas derrière elle comme une loupe géante. Les astronomes peuvent utiliser cet effet, appelé effet de lentille gravitationnelle, pour en déduire la présence de matière noire dans les amas de galaxies massives. Les deux équipes ont utilisé cette technique pour cartographier la matière noire dans l'amas qui fusionne. Clowe encourage d'autres scientifiques à étudier les données de Hubble et à effectuer leur propre analyse sur l'amas.

Pour plus d'informations sur les résultats de Clowe, visitez : http://www.ohio.edu/research/communications/darkcore.cfm

Crédit : NASA, ESA, and D. Clowe (Ohio University)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2012/42/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

http://fr.wikipedia.org/wiki/Abell_520

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie